紅巨星分支

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球狀星團M5的赫羅圖。紅巨星分支從薄薄的水平次巨星分支一直延伸到右上角,一些更亮的紅巨星分支星被標記為紅色。

紅巨星分支(RGB),有時被稱為第一巨星分支,它是恆星演化過程在氦核點火之前的巨星分支的一部分。對於中低質量恆星,這是跟隨在主序之後的階段。紅巨星分支星有一個惰性的核心,周圍是以碳氮氧循環融合的殼層。它們都是K或M類型的恆星,比溫度相同的主序星大得多,也明亮得多。

發現[编辑]

球狀星團中,像是NGC 288,最亮的恆星都是紅巨星。

在20世紀初期使用赫羅圖之後,很明確的顯示紅巨星有兩種不同類型,是大小非常不同的低溫恆星:現在稱為主序星的侏儒,和巨星[1][2]

紅巨星一詞從20世紀40年代和50年代開始使用,然而最初只是用在赫羅圖的一般術語。 雖然在1940年代人們已經了解主序星壽命的熱核基礎,以及隨後熱力收縮階段的白矮星,但尚不清楚各種類型巨型恆星內部的細節[3]

在1968年,漸近巨星分支(AGB)被用在比大量的紅巨星更明亮和更不穩定,通常振幅也較大的變星,例如米拉的一個分支[4]。早在幾年前九已經對這個巨星分支進行了觀測,但不清楚不同序列之間的關係[5]。到了1970年,紅巨星區域已經很清楚包括次巨星、紅巨星分支本身、水平分支漸近巨星分支等組成,也廣泛的理解恆星在這些區域的演化狀態[6]。紅巨星分支是在1967年第一個被描述的巨星分支,有別於第二個或是漸近巨星分支[7],並且這個術語至今仍被使用著[8]

現代恆星物理學模擬了中等質量恆星的內部於主序生命後在不同階段的過程[9],不僅越來越複雜也越精確[10]。對漸近巨星分支研究的結果本身,也被用做其他領域研究的基礎[11]

演化[编辑]

不同質量恆星的演化軌跡:
•0.6 M的軌跡:顯示紅巨星分支(RGB)和停止於氦閃
•1 M的軌跡:顯示一個短但是持久的次巨星分支和紅巨星分支到氦閃。
•2 M的軌跡:顯示次巨星分支和紅巨星分支,在漸近巨星分支(AGB)上有幾乎檢測不到的藍迴圈
•5 M的軌跡:顯示一個長但很短暫的次巨星分支、短的紅巨星分支和一個擴展的藍迴圈。

若一顆恆星的質量介於0.4 M太陽質量)至12 M(低金屬量的恆星是8 M),在耗盡核心的氫時,它就進入氫殼燃燒的階段。在此期間,它成為一顆比在主序帶時更大但表面溫度更低的紅巨星。在氫殼燃燒的過程中,恆星的內部經歷了幾個不同的階段,這些階段會反映在表面上。演化階段主要取決於恆星的質量,但也取決於金屬量

次巨星階段[编辑]

主序星在耗盡核心的氫之後,它將從圍繞著氦核周圍的厚厚外殼中,開始進行氫融合。氦核的質量低於錢卓-荀伯極限英语Schönberg–Chandrasekhar limit和處於熱平衡,並且恆星是次巨星。在殼層的氫融合產生的任何額外能量都會在包層膨脹和恆星冷卻時消耗,但亮度不會增加[12]

在大約太陽質量的恆星中,殼層的氫融合會繼續進行,直到氦核的質量夠大,使氦核成為簡併態物質。然後核心收縮、加熱,並發展出更高的溫度梯度。氫殼通過對溫度更敏感的碳氮氧循環將氫融合成氦,大大的提高能量產生的效率,恆星被認為位於紅巨星分支的底端。對於質量與太陽相同的恆星來說,從氫在核心枯竭的時間開始,這大約需要20億年的時間[13]

質量超過大約2 M的恆星,演化得較快,在核心還沒有成為簡併態物質時,就到達錢卓-荀伯極限。核心在氫殼層能量的協助下,仍然能靠著熱力學支撐自身的重量,但已不再處於熱平衡的狀態。核心會收縮和加熱,導致氫殼變薄,而恆星的外層膨脹。當恆星向紅巨星分支底端冷卻時,這樣的組合降低了表面的亮度。在核心成為簡併態物質前,外部的氫包層變得不透明,從而導致恆星停止冷卻,增快了殼層中氫融合的效率,於是恆星進入紅巨星分支。在這些恆星中,次巨星階段只有數百萬年的時間,在赫羅圖中的B型主序星和紅巨星分支(RGB)之間造成明顯的空隙。在年輕的疏散星團,像是蜂巢星團中可以看見。這是赫氏空隙,實際上是為數不多的次巨星迅速演化成為紅巨星;可以在年老、恆星密集的星團明顯的看出對比,像是球狀星團半人馬座ω就有著低質量恆星短而密集的次巨星分支[14][15]

上升紅巨星分支[编辑]

像太陽一樣的恆星在紅巨星分支上有一個簡併態物質的核心,在核心開始氦閃之前,先上升到頂端。
質量比太陽大的恆星,沒有簡併態物質的核心,當它們的核心在沒有氦閃之前點燃氦融合的情況下,就會在未抵達頂端前離開紅巨星分支。

紅巨星分支底端的恆星都有類似的表面溫度,大約是5,000K,相當於恆星光譜類型K的早期到中期。它們的亮度範圍從質量最輕的只有太陽亮度的數倍到大約8 M亮度高達太陽的數千倍[16]

隨著氫殼繼續產生更多的氦,紅巨星分支的核心質量和溫度都會增加。這將導致氫殼更快的融合。恆星變得更明亮、更大、但表面溫度會降低。這被描述為上升紅巨星分支[17]

在紅巨星分支上升的過程中,許多內部產生的變化會影響到外部的性質。隨著恆星的膨脹和殼層能量的增加,對流胞的深度會越來越深。最終,它達到足夠深的地方,產生核心對流(稱為上翻),將過去核融合的產物,帶到表面。這改變了表面的氦、碳、氮和氧的豐度[18],在紅巨星分支上可以找到一個明顯的恆星群聚,稱為紅巨星分支瘤。它是由深度對流造成氫豐度的不連續性引起的。殼層能量在這種不連續性的情況下暫時下降,有效的阻礙了RGB的上升,因而在這一點上造成過多的恆星[19]

紅巨星分支技術[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ Adams, W. S.; Joy, A. H.; Stromberg, G.; Burwell, C. G. The parallaxes of 1646 stars derived by the spectroscopic method. Astrophysical Journal. 1921, 53: 13. Bibcode:1921ApJ....53...13A. doi:10.1086/142584. 
  2. ^ Trumpler, R. J. Spectral Types in Open Clusters. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1925, 37: 307. Bibcode:1925PASP...37..307T. doi:10.1086/123509. 
  3. ^ Gamow, G. Physical Possibilities of Stellar Evolution. Physical Review. 1939, 55 (8): 718. Bibcode:1939PhRv...55..718G. doi:10.1103/PhysRev.55.718. 
  4. ^ Sandage, Allan; Katem, Basil; Kristian, Jerome. An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15. Astrophysical Journal. 1968, 153: L129. Bibcode:1968ApJ...153L.129S. doi:10.1086/180237. 
  5. ^ Arp, Halton C.; Baum, William A.; Sandage, Allan R. The color-magnitude diagram of the globular cluster M 92. Astronomical Journal. 1953, 58: 4. Bibcode:1953AJ.....58....4A. doi:10.1086/106800. 
  6. ^ Strom, S. E.; Strom, K. M.; Rood, R. T.; Iben, I. On the Evolutionary Status of Stars above the Horizontal Branch in Globular Clusters. Astronomy and Astrophysics. 1970, 8: 243. Bibcode:1970A&A.....8..243S. 
  7. ^ Iben, Icko. Stellar Evolution Within and off the Main Sequence. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1967, 5: 571. Bibcode:1967ARA&A...5..571I. doi:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035. 
  8. ^ 引用错误:没有为名为pols的参考文献提供内容
  9. ^ Vassiliadis, E.; Wood, P. R. Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss. Astrophysical Journal. 1993, 413: 641. Bibcode:1993ApJ...413..641V. doi:10.1086/173033. 
  10. ^ Marigo, P.; Girardi, L.; Bressan, A.; Groenewegen, M. A. T.; Silva, L.; Granato, G. L. Evolution of asymptotic giant branch stars. Astronomy and Astrophysics. 2008, 482 (3): 883. Bibcode:2008A&A...482..883M. arXiv:0711.4922. doi:10.1051/0004-6361:20078467. 
  11. ^ Rizzi, Luca; Tully, R. Brent; Makarov, Dmitry; Makarova, Lidia; Dolphin, Andrew E.; Sakai, Shoko; Shaya, Edward J. Tip of the Red Giant Branch Distances. II. Zero-Point Calibration. The Astrophysical Journal. 2007, 661 (2): 815. Bibcode:2007ApJ...661..815R. arXiv:astro-ph/0701518. doi:10.1086/516566. 
  12. ^ Catelan, Márcio; Roig, Fernando; Alcaniz, Jailson; de la Reza, Ramiro; Lopes, Dalton. Structure and Evolution of Low-Mass Stars: An Overview and Some Open Problems. GRADUATE SCHOOL IN ASTRONOMY: XI Special Courses at the National Observatory of Rio de Janeiro (XI CCE). AIP Conference Proceedings. 2007, 930: 39. Bibcode:2007AIPC..930...39C. arXiv:astro-ph/0703724. doi:10.1063/1.2790333. 
  13. ^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Evolution of Stars and Stellar Populations. Evolution of Stars and Stellar Populations. 2005: 400. Bibcode:2005essp.book.....S. 
  14. ^ Mermilliod, J. C. Comparative studies of young open clusters. III – Empirical isochronous curves and the zero age main sequence. Astronomy and Astrophysics. 1981, 97: 235. Bibcode:1981A&A....97..235M. 
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  17. ^ Hekker, S.; Gilliland, R. L.; Elsworth, Y.; Chaplin, W. J.; De Ridder, J.; Stello, D.; Kallinger, T.; Ibrahim, K. A.; Klaus, T. C.; Li, J. Characterization of red giant stars in the public Kepler data. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2011, 414 (3): 2594. Bibcode:2011MNRAS.414.2594H. arXiv:1103.0141. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18574.x. 
  18. ^ Stoesz, Jeffrey A.; Herwig, Falk. Oxygen isotopic ratios in first dredge-up red giant stars and nuclear reaction rate uncertainties revisited. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2003, 340 (3): 763. Bibcode:2003MNRAS.340..763S. arXiv:astro-ph/0212128. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06332.x. 
  19. ^ Cassisi, S.; Marín-Franch, A.; Salaris, M.; Aparicio, A.; Monelli, M.; Pietrinferni, A. The magnitude difference between the main sequence turn off and the red giant branch bump in Galactic globular clusters. Astronomy & Astrophysics. 2011, 527: A59. Bibcode:2011A&A...527A..59C. arXiv:1012.0419. doi:10.1051/0004-6361/201016066. 

書目[编辑]

外部連結[编辑]